블랙홀이란 무엇인가

블랙홀은 빛조차도 빠져 나갈 수없는 극도로 강렬한 중력의 우주 체입니다. 거대한 별의 죽음으로 블랙홀이 형성 될 수 있습니다. 그러한 별이 수명이 다할 때 핵 내부의 열핵 연료를 모두 소모하면 핵이 불안정 해지고 중력에 의해 자체적으로 내부로 붕괴되고 별의 외부 층이 날아갑니다. 사방에서 떨어지는 구성 물질의 분쇄 무게는 죽어가는 별을 특이점이라고하는 부피가 0이고 밀도가 무한한 지점으로 압축됩니다. 블랙홀의 구조에 대한 자세한 내용은 알버트의 일반 상대성 이론에서 계산됩니다. 특이점은 블랙홀의 중심을 구성하며 개체의 표면인 이벤트 지평선에 의해 숨겨집니다. 사건 지평선 내에서 탈출 속도 (즉, 우주 물체의 중력장에서 물질이 탈출하는 데 필요한 속도)는 빛의 속도를 초과하므로 빛의 광선조차도 우주로 빠져 나갈 수 없습니다. 사건 지평선의 반경은 1916 년에 방사선을 방출하지 않는 붕괴 된 항 성체의 존재를 예측 한 독일 천문학 자 칼 슈바르츠 실트의 이름을 따서 슈바르츠 실트 반경이라고 불립니다. 슈바르츠 실트 반지름의 크기는 붕괴하는 별의 질량에 비례합니다. 질량이 태양보다 10 배 큰 블랙홀의 경우 반경은 30km (18.6 마일)입니다. 3 개 이상의 태양 질량 중 가장 무거운 별만이 수명이 다할 때 블랙홀이됩니다. 질량이 적은 별은 백색 왜성이나 중성자 별과 같이 덜 압축 된 몸체로 진화하는데, 블랙홀은 크기가 작고 빛을 방출하지 않기 때문에 직접 관찰 할 수 없습니다. 그러나 그들은 거대한 중력장이 주변 물질에 미치는 영향에 의해 관찰될 수 있습니다. 예를 들어, 블랙홀이 쌍성계의 일원이라면 동반자로부터 유입되는 물질은 강렬하게 가열되어 블랙홀의 사건 지평선에 들어가 영원히 사라지기 전에 X- 선을 복사합니다. 이진 X 선 시스템 백조자리의 의 구성 별 중 하나는 블랙홀입니다. 1971 년 백조 별자리에서 발견 된이 쌍성은 청색 초거성과 태양 질량의 14.8 배에 달하는 보이지 않는 동반자로 구성되어 있으며 5.6 일 동안 서로 주위를 도는 블랙홀은 별이 아닌 기원을 가지고있는 것으로 보입니다. 다양한 천문학 자들은 대량의 성간 가스가 모여 퀘이사와 은하의 중심에있는 초대 질량 블랙홀로 붕괴한다고 추측했습니다. 블랙홀 속으로 빠르게 떨어지는 가스 덩어리는 핵융합을 통해 동일한 질량이 방출하는 것보다 100 배 이상의 에너지를 방출하는 것으로 추정됩니다. 따라서 중력에 의해 수백만 또는 수십억 개의 태양 질량의 성간 가스가 큰 블랙홀로 붕괴되는 것은 퀘이사와 특정 은하계의 엄청난 에너지 출력을 설명 할 것입니다. 이러한 초대형 블랙홀 중 하나 인 궁수 자리가 중심에 존재합니다. 은하수. 궁수 자리 A의 위치를 ​​공전하는 별들의 관측은 4백만개 이상의 태양에 해당하는 질량을 가진 블랙홀의 존재를 보여줍니다. 이러한 관찰을 위해 미국 천문학 자 안드레아 게츠와 독일 천문학 자 겐젤이 2020 년 노벨 물리학상을 수상했습니다. 다른 은하에서도 초 거대 질량 블랙홀이 발견되었습니다. 2017 년 이벤트 호라이즌 망원경은 M87 은하의 중심에있는 초대형 블랙홀의 이미지를 얻었습니다. 그 블랙홀의 질량은 65 억 개의 태양과 같지만 지름은 380 억 km 240 억 마일에 불과합니다. 직접 촬영 한 최초의 블랙홀이었습니다. 각각 100 억 개의 태양에 해당하는 질량을 가진 더 큰 블랙홀의 존재는 은하수 근처의 은하 중심 주변에서 매우 빠른 속도로 가스 소용돌이에 미치는 에너지 효과에서 추론 할 수 있습니다. 영국 천체 물리학 자 스티븐 호킹이 다른 종류의 비 항성 블랙홀을 제안했습니다.

호킹의 이론에 따르면, 우주가 138 억 년 동안 시작된 극도로 높은 온도와 밀도의 상태 인 빅뱅 동안 소행성과 같거나 작은 질량을 가진 수많은 작은 원시 블랙홀이 생성되었을 수 있습니다. 이 소위 미니 블랙홀은 더 방대한 다양성과 마찬가지로 호킹 방사선을 통해 시간이 지남에 따라 질량이 감소하고 사라집니다. 추가 차원을 필요로하는 우주의 특정 이론이 정확하다면, 대형 강 입자 충돌기는 상당한 수의 미니 블랙홀을 생성 할 수 있습니다. 블랙홀 공간의 밀도가 너무 높아서 깊은 중력 싱크를 생성하는 지점입니다. 특정 영역을 넘어서는 빛조차도 블랙홀의 중력의 강력한 잡아 당김에서 벗어날 수 없습니다. 그리고 별, 행성, 우주선 등 너무 가까이 다가가는 모든 것은 스파게티 화로 알려진 이론적 과정에서 퍼티처럼 늘어나고 압축됩니다. 블랙홀에는 별, 중급, 초거 대형, 소형의 네 가지 유형이 있습니다. 블랙홀이 형성되는 가장 일반적으로 알려진 방법은 별의 죽음입니다. 별이 수명이 다하면 대부분은 팽창하고 질량을 잃은 다음 냉각되어 백색 왜성을 형성합니다. 그러나 우리 태양보다 적어도 10 배에서 20 배나 큰이 불 같은 물체 중 가장 큰 것은 초 밀도 중성자 별 또는 이른바 항성 질량 블랙홀이 될 운명입니다. 초신성으로 알려진 거대한 폭발을 일으켰습니다. 그러한 폭발은 별의 물질을 우주로 날려 버리지 만 별의 핵을 남깁니다. 별이 살아있는 동안 핵융합은 항성 자체 질량에서 중력의 내부 당기는 균형을 맞추는 지속적인 외부 밀기를 생성했습니다. 그러나 초신성의 별 잔해에는 더 이상 중력에 대항하는 힘이 없기 때문에 별의 핵이 스스로 붕괴되기 시작합니다. 질량이 무한히 작은 점으로 붕괴되면 블랙홀이 생성됩니다. 그 모든 부피를 아주 작은 지점에 담아 블랙홀에 강력한 중력을 제공합니다. 수천 개의 항성 질량 블랙홀이 우리 은하계에 숨어있을 수 있습니다. 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 의해 예측 된 초 거대 질량 블랙홀은 수십억 개의 태양과 같은 질량을 가질 수 있습니다. 이 우주 괴물들은 대부분 은하계의 중심에 숨어있을 가능성이 높습니다. 은하수는 태양의 400 만 배가 넘는 거대한 궁수 자리로 알려진 자체 초 거대 질량 블랙홀을 보유하고 있습니다. 블랙홀 가족의 가장 작은 구성원은 지금까지 다음과 같습니다. 이론적으로는 이 작은 어둠의 소용돌이는 약 137 억년 전에 우주가 빅뱅과 함께 형성된 직후에 소용돌이 치면서 생명을 잃었을 지 모릅니다. 천문학 자들은 또한 중간 질량 블랙홀이라고 불리는 물체가 우주에 존재한다고 의심하지만, 그 증거는 지금까지 논쟁의 여지가 있습니다. 시작 크기에 관계없이 블랙홀은 일생 동안 자랄 수 있으며, 너무 가까이있는 물체에서 가스와 먼지를 뿜어냅니다. 탈출이 불가능 해지는 지점 인 사건의 지평선을 통과하는 모든 것은 이론적으로 블랙홀에 빠질 때 중력의 강도가 급격히 증가하기 때문에 스파게티 화 될 예정입니다. 천체 물리학자인 네일 디그레스 타이슨은 은 한 때 그 과정을 다음과 같이 설명했습니다. 스트레칭을하는 동안 튜브를 통해 치약과 같은 공간의 직물을 통해 압출이 되는 방식입니다. 그러나 블랙홀은 대중 매체에서 자주 묘사되는 것처럼 정확히 "우주 진공 청소기"가 아닙니다. 이 중력 줄다리기를 잃기 위해서는 물체가 물체에 상당히 가깝게 이동해야합니다. 예를 들어, 태양이 갑자기 비슷한 질량의 블랙홀로 대체된다면, 우리 행성 가족은 훨씬 덜 따뜻하고 밝아도 계속해서 흔들리지 않고 궤도를 돌게 될 것입니다. 블랙홀은 모든 빛을 삼키기 때문에 천문학 자들은 그것들을 직접 발견 할 수 없습니다. 하늘에있는 많은 반짝이는 우주 물체. 그러나 블랙홀의 존재를 드러내는 몇 가지 열쇠가 있습니다. 우선, 블랙홀의 강렬한 중력이 주변 물체를 잡아 당깁니다. 천문학 자들은 이러한 불규칙한 움직임을 사용하여 근처에 숨어있는 보이지 않는 괴물의 존재를 추론합니다. 또는 물체가 블랙홀을 공전 할 수 있고 천문학 자들은 가능성이있는 후보를 탐지하기 위해 아무것도 공전하지 않는 것처럼 보이는 별을 찾을 수 있습니다. 이것이 천문학 자들이 결국 2000 년대 초 궁수 자리를 블랙홀로 식별 한 방법입니다. 블랙홀은 또한 종종 그들의 위치를 ​​배신하는 지저분한 먹는 사람입니다. 그들이 주변의 별을 마실 때, 그들의 거대한 중력과 자기력은 떨어지는 가스와 먼지를 과열시켜 방사선을 방출합니다. 이 빛나는 물질 중 일부는 부착 디스크라고 불리는 소용돌이 영역의 블랙홀을 감싸고 있습니다. 블랙홀로 떨어지기 시작하는 문제조차도 반드시 거기에 머물러있는 것은 아닙니다. 블랙홀은 때때로 강력한 방사선이 가득한 트림에서 떨어지는 별 먼지를 방출 할 수 있습니다.